Page 44 - REAL ACADEMIA DE DOCTORES DE ESPAÑA
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protoestrella al periodo de evolución de una estrella desde que es solo una nube
hasta que empieza su secuencia principal.
Figura 14. A) Imagen izquierda: Nebulosa Ojo de Gato en la constelación del Dragón. Imagen en
falso color (visible y rayos X). Imagen tomada por el telescopio espacial Hubble. NASA. B) Imagen
derecha: Protoestrella. Proyecto Celestia. Dominio público.
El proceso de concentración continúa cada vez a mayor velocidad; la
protoestrella se vuelve cada vez más densa y su temperatura va aumentando
progresivamente. Así, una estrella del tamaño del Sol, puede encogerse desde
billones de km hasta los ∼1.400.000 km de nuestro sol. En este proceso, que puede
durar unos 10 millones de años, se alcanzan temperaturas de millones de grado y
se inician las reacciones de fusión nucleares, convirtiendo al hidrógeno en helio y
luz.
Actualmente, y gracias a la radioastronomía, se ha descubierto la verdadera
identidad de las regiones en las que se forman estrellas. Asociadas a algunas
nebulosas brillantes, existen una nebulosas mucho mayores y oscuras, formadas
casi en su totalidad por hidrógeno molecular H2. La segunda molécula más
abundante, es el CO, aunque 10.000 veces menos abundante que el hidrógeno. La
densidad de esas nubes gaseosas moleculares es de 1.000 a 10.000 moléculas por
cm3 mayor que la del espacio interestelar. No se sabe como se forman esas
moléculas, aunque el polvo puede actuar como catalizador.
44|Capítulo 6: Nacimiento, desarrollo y muerte de las estrellas
hasta que empieza su secuencia principal.
Figura 14. A) Imagen izquierda: Nebulosa Ojo de Gato en la constelación del Dragón. Imagen en
falso color (visible y rayos X). Imagen tomada por el telescopio espacial Hubble. NASA. B) Imagen
derecha: Protoestrella. Proyecto Celestia. Dominio público.
El proceso de concentración continúa cada vez a mayor velocidad; la
protoestrella se vuelve cada vez más densa y su temperatura va aumentando
progresivamente. Así, una estrella del tamaño del Sol, puede encogerse desde
billones de km hasta los ∼1.400.000 km de nuestro sol. En este proceso, que puede
durar unos 10 millones de años, se alcanzan temperaturas de millones de grado y
se inician las reacciones de fusión nucleares, convirtiendo al hidrógeno en helio y
luz.
Actualmente, y gracias a la radioastronomía, se ha descubierto la verdadera
identidad de las regiones en las que se forman estrellas. Asociadas a algunas
nebulosas brillantes, existen una nebulosas mucho mayores y oscuras, formadas
casi en su totalidad por hidrógeno molecular H2. La segunda molécula más
abundante, es el CO, aunque 10.000 veces menos abundante que el hidrógeno. La
densidad de esas nubes gaseosas moleculares es de 1.000 a 10.000 moléculas por
cm3 mayor que la del espacio interestelar. No se sabe como se forman esas
moléculas, aunque el polvo puede actuar como catalizador.
44|Capítulo 6: Nacimiento, desarrollo y muerte de las estrellas
